Читать книгу Вселенная из ничего: почему не нужен Бог, чтобы из пустоты создать Вселенную - Лоуренс М. Краусс - Страница 6

Теперь, когда мы установили, что у Вселенной было начало и зародилась она в определенный момент в прошлом, который можно рассчитать, приходит на ум следующий резонный вопрос: «А чем все это кончится?»

Вообще говоря, именно этот вопрос заставил меня в свое время покинуть родное поприще – физику частиц – и углубиться в дебри космологии. В семидесятые и восьмидесятые годы XX века из детальных измерений движения звезд и газа в нашей Галактике, а также из измерений движения галактик в крупных скоплениях галактик, так называемых кластерах, напрашивался все более и более очевидный вывод, что во Вселенной есть что-то такое, чего не видно на первый взгляд – ни невооруженным глазом, ни даже в телескоп.

Главная сила, которая действует на огромном масштабе галактик, – это гравитация, поэтому измерение движения объектов на подобных масштабах позволяет исследовать гравитационное притяжение, которое управляет этим движением. Подобные измерения начались с новаторской работы американского астронома Веры Рубин и ее коллег в начале семидесятых годов XX века.

Рубин защитила диссертацию в Джорджтаунском университете, а до этого училась на вечернем отделении, пока муж ждал ее в машине, потому что водительских прав у нее не было. Она подавала документы в Принстон, в аспирантуру по астрономии, но туда до 1975 года не принимали женщин. Рубин стала второй женщиной, получившей Золотую медаль Королевского астрономического общества. Эта награда и многочисленные другие заслуженные почести достались ей благодаря революционным наблюдениям и расчетам темпа вращения нашей Галактики. Вера Рубин наблюдала звезды и горячий газ, находившиеся все дальше и дальше от центра нашей Галактики, и определила, что эти области движутся гораздо быстрее, чем в случае, если бы сила гравитации, управляющая их движением, соответствовала массе всех наблюдаемых объектов внутри Галактики. Впоследствии благодаря трудам Рубин космологам стало ясно, что объяснить это движение можно лишь одним способом – предположить, что в нашей Галактике массы гораздо больше, чем получается, если сложить массы всех этих звезд и горячего газа.

Однако в этой гипотезе была одна сложность. Те самые расчеты, которые прекрасно описывали наблюдаемую распространенность легких элементов (водорода, гелия и лития) во Вселенной, позволяют примерно судить об общем количестве протонов и нейтронов – составных частей обычного вещества. Тут все как в кулинарном рецепте, просто кухня у нас ядерная: объем получившегося блюда зависит от того, сколько в него положить каждого из ингредиентов. Если удваиваешь рецептуру – кладешь, например, четыре яйца вместо двух – и конечного продукта, в данном случае глазуньи, получится в два раза больше. Однако первоначальное количество протонов и нейтронов во Вселенной, возникшее при Большом взрыве и определенное в соответствии с наблюдаемым количеством водорода, гелия и лития, говорит о том, что вещества примерно в два раза больше, чем мы видим в звездах и раскаленном газе. Где же все эти частицы?

Придумать, где спрятать протоны и нейтроны, довольно легко – на свете полным-полно ничем не примечательных сугробов, планет и космологов, – поэтому многие физики предположили, что существуют какие-то невидимые – «темные» – объекты, в которых столько же протонов и нейтронов, сколько и в видимых. Однако если посчитать, сколько этого «темного вещества» нужно, чтобы объяснить движение вещества в нашей Галактике, мы обнаружим, что отношение общего количества вещества к видимому – вовсе не два к одному, а скорее десять к одному. Если это не ошибка, темная материя состоит не из протонов и нейтронов. Их просто не хватит.

В начале 1980 годов я был юным физиком-ядерщиком, и когда я узнал о том, что, вероятно, существует экзотическая черная материя, то пришел в восторг. Ведь из этого буквально следовало, что доминирующие частицы во Вселенной – это не старые добрые нейтроны и протоны, которых кругом навалом, а, возможно, какая-то совершенно новая элементарная частица, что-то, чего в наши дни нет на Земле, что-то загадочное, струящееся меж звезд – какой-то тайный режиссер-постановщик гравитационного балета, который мы зовем галактикой.

Однако лично меня еще больше приводили в восторг три новых направления исследований, которые потенциально могли представить природу реальности в совершенно новом свете.

1. Если эти частицы созданы при Большом взрыве, как и легкие элементы, о которых я уже писал, то мы наверняка можем опереться на представления о силах, управляющих взаимодействиями элементарных частиц (а не взаимодействиями ядер, которые важны при определении распространенности химических элементов), чтобы оценить распространенность этих неизвестных экзотических частиц в сегодняшней Вселенной.

2. Может быть, удастся вычислить общую распространенность темной материи во Вселенной на основании теоретических идей физики элементарных частиц либо, вероятно, предложить новые эксперименты по обнаружению темной материи; и то и другое покажет, сколько во Вселенной вещества в целом, а следовательно, какова геометрия нашей Вселенной. Задача физики – не изобретать то, чего мы не видим, чтобы объяснить то, что мы видим, а разобраться, как увидеть то, чего мы не видим, – увидеть то, что раньше было невидимым, известное неизвестное. Каждая новая элементарная частица-кандидат в темное вещество подразумевает новые варианты экспериментов, которые позволили бы непосредственно зарегистрировать частицы темного вещества в их шествии через Галактику: надо построить на Земле приборы, которые бы регистрировали такие частицы, когда Земля натыкается на них при движении через пространство. Если частицы темного вещества пронизывают всю Галактику рассеянными потоками, значит, они уже здесь, вокруг нас, их присутствие могут выявить наземные детекторы и можно не высматривать в телескопы далекие объекты.

3. Если мы сумеем выявить природу темного вещества и измерить его распространенность, то, пожалуй, сможем определить, каков будет конец Вселенной.

Последний пункт, наверное, самый интересный, поэтому начну с него. Честно говоря, я и в самом деле пошел в космологию, потому что хотел стать первым, кто узнает, чем кончится история Вселенной. Мне тогда казалось, что интереснее ничего и быть не может.

Когда Эйнштейн разрабатывал общую теорию относительности, в ее основе лежало предположение, что в присутствии вещества или энергии пространство искривляется. Эта теоретическая идея перестала быть чистой спекуляцией в 1919 году, когда две экспедиции пронаблюдали, как свет звезд огибает Солнце во время солнечного затмения – в точном соответствии с тем, как Солнце должно было искривлять пространство вокруг себя по расчетам Эйнштейна. Эйнштейн практически мгновенно прославился – и теперь его имя знают все. Принято считать, будто известность ему принесло уравнение E = mc ², опубликованное на пятнадцать лет раньше, но это лишь распространенное заблуждение.

Так вот, если пространство потенциально искривлено, то геометрия всей нашей Вселенной сразу становится гораздо интереснее. В зависимости от общего количества вещества во Вселенной, она может существовать в геометрии трех разных типов – речь идет о так называемых открытой, замкнутой и плоской моделях Вселенной.

Вообразить, как именно выглядит искривленное трехмерное пространство, довольно трудно. Поскольку мы – существа трехмерные, нам не легче интуитивно представить себе искривленное трехмерное пространство, чем двумерным героям знаменитой книги про Флатландию – вообразить, как выглядел их мир в глазах трехмерного наблюдателя, если бы оказался искривлен наподобие, например, поверхности сферы. Более того, если искривление совсем небольшое, то трудно представить себе, как его можно обнаружить в повседневной жизни, – вот, скажем, и в Средние века многие были уверены, что Земля плоская, поскольку она выглядела плоской с их точки зрения.

Представить себе искривленные трехмерные Вселенные, повторяю, довольно трудно: вот, скажем, замкнутая Вселенная – это трехмерная сфера в четырехмерном пространстве, что само по себе звучит устрашающе. Зато их в некотором смысле легко описать. Если в замкнутой Вселенной долго-долго смотреть в одном направлении, то в конце концов увидишь собственный затылок.

Хотя эти экзотические геометрии могут показаться и чистым курьезом, и попыткой произвести впечатление в беседе, на практике их существование приводит к очень важным последствиям. Общая теория относительности недвусмысленно утверждает, что замкнутая Вселенная, чья плотность энергии определяется в основном веществом вроде звезд и галактик и в еще больше степени – экзотическим темным веществом, в один прекрасный день должна схлопнуться обратно: в сущности, это будет процесс Большого взрыва наоборот – Большой Хруст, если угодно. Открытая Вселенная будет и дальше расширяться в конечном темпе, а плоская Вселенная займет промежуточное положение – будет замедляться, но никогда не остановится. Поэтому определение количества темного вещества, а следовательно, общей плотности массы во Вселенной, обещало дать ответ на вековечный вопрос (если и не вековечный, то, по крайней мере, такой же древний, как Т. С. Элиот): чем же кончится мир – хныканьем или взрывом? Сага об определении общего количества темного вещества насчитывает уже как минимум полвека, и о ней можно написать целую книгу – честно говоря, я так и сделал, и книга называется «Quintessence» («Квинтэссенция»). А сейчас я докажу, что и в самом деле лучше один раз увидеть (картинку), чем сто (или даже сто тысяч) раз услышать (слова), – но сначала все-таки словами и только потом – картинкой.

Самые крупные объекты во Вселенной, которые держатся силой гравитации, называются сверхскопления галактик. Они состоят из тысяч, а то и больше отдельных галактик и тянутся на десятки миллионов световых лет. Большинство галактик входят в подобные сверхскопления, а наша собственная Галактика находится в сверхскоплении Девы, центр которого расположен почти в 60 миллионах световых лет от нас.

Поскольку сверхскопления такие большие и массивные, почти все вещество во Вселенной входит в какое-нибудь скопление. А значит, если мы сумеем взвесить сверхскопления галактик, а затем оценить общую плотность таких сверхскоплений во Вселенной, то получим возможность «взвесить Вселенную» вместе с темным веществом. А потом на основе уравнений общей теории относительности мы определим, достаточно ли у нас вещества, чтобы Вселенная замкнулась.

Пока все неплохо, но как взвесить объекты с габаритами в десятки миллионов световых лет? Проще простого. У нас же есть гравитация.

В 1936 году Альберт Эйнштейн по совету астронома-любителя Руди Мандла опубликовал в журнале «Science» заметку под названием «Линзоподобное действие звезды при отклонении света в гравитационном поле». В этой краткой статье Эйнштейн рассказал о примечательном явлении: само пространство может действовать как линза, искривлять и усиливать свет, в точности как линзы в моих очках для чтения.

В 1936 году нравы в научном сообществе были куда как мягче, и интересно читать, как неформально начинает Эйнштейн свою статью, опубликованную, между прочим, в авторитетном научном журнале: «Некоторое время тому назад меня навестил Р. Мандл и попросил опубликовать результаты небольшого расчета, который я провел по его просьбе. Уступая его желанию, я решил опубликовать эту заметку» (пер. А. Базя, Л. Пузикова и А. Сазыкина). Не исключено, что подобный разговорный тон не возбранялся одному только Эйнштейну, но мне приятнее полагать, что это просто продукт эпохи, когда научные результаты не всегда облекались в слова, недоступные пониманию простых смертных. Так или иначе, то, что свет описывает искривленные траектории, если само пространство искривляется в присутствии вещества, стало первым значительным прогнозом общей теории относительности и открытием, которое, как я уже упоминал, принесло Эйнштейну международную славу. Поэтому, возможно, не стоит удивляться, что, как было недавно обнаружено, еще в 1912 году, то есть задолго до того, как Эйнштейн завершил работу над общей теорией относительности, он пытался найти какое-то доступное наблюдениям явление, которое убедило бы астрономов в его правоте, и проделал практически те же вычисления, что и были изложены по просьбе мистера Мандла в статье 1936 года. Быть может, тогда, в 1912 году, он не стал публиковать свои расчеты, потому что пришел к тому же выводу, что и в статье 1936 года: «Конечно, нельзя надеяться на то, что удастся прямо наблюдать это явление». Более того, изучая его заметки обоих периодов, нельзя сказать с уверенностью, что он вообще помнил, что двадцать четыре года назад подсчитывал то же самое.

Зато он в обоих случаях прекрасно понимал, что искривление света в гравитационном поле может означать, что если яркий объект расположен далеко позади скопления массы, то свет, идущий от него в разные стороны, может огибать это скопление массы и сходиться снова, в точности как при прохождении сквозь обычную линзу, и тогда либо первоначальный объект окажется увеличен, либо получится несколько копий его изображения, причем некоторые из них будут искажены (см. рисунок ниже).

Когда Эйнштейн рассчитал, как повлияет на изображение далекой звезды расположенная поблизости звезда, эффект оказался таким маленьким, что его, похоже, было и вовсе не измерить, вот почему Эйнштейн и сделал в статье такую оговорку – что едва ли удастся когда-нибудь это пронаблюдать. В результате Эйнштейн заключил, что его статья не имеет особой практической ценности. Вот как он писал об этом в письме редактору «Science»: «Позвольте также поблагодарить вас за содействие в публикации заметки, которую выжал из меня мистер Мандл. Пользы от нее никакой, зато бедняге будет приятно».

Однако Эйнштейн не был астрономом – а нужен был именно астроном, чтобы разобраться, что эффект, который он предсказал, можно не просто измерить, но еще и извлечь из него пользу. Для этого понадобилось оценить эффект гравитационной линзы, который оказывают на далекие объекты гораздо более крупные системы – галактики и даже скопления галактик, поскольку линзирование звезд звездами и правда слишком слабо. Не прошло и нескольких месяцев после выхода в свет заметки Эйнштейна, как блистательный астроном из Калифорнийского технологического института Фриц Цвикки опубликовал в журнале «Physical Review» статью, в которой показал, как применить на практике именно такие наблюдения (тем самым он косвенным образом упрекнул Эйнштейна за то, что тот думал только о звездах и не сообразил, какими мощными гравитационными линзами могут служить галактики).

Цвикки славился вспыльчивым характером, зато далеко опережал свое время. Он еще в 1933 году оценил относительное движение галактик в скоплении Волос Вероники и на основании законов Ньютона определил, что галактики движутся так быстро, что должны были бы разлететься в стороны, и тогда скопление распалось бы, а следовательно, массы в этом скоплении гораздо больше – в сто с лишним раз – чем накопилось бы за счет одних только звезд. Поэтому Цвикки по праву можно считать первооткрывателем темной материи, хотя в то время его авторитет был так велик, что большинство астрономов, скорее всего, считали, что должно найтись какое-то другое объяснение его результатам, не такое экзотическое.